Хранители времени. Реконструкция истории Вселенной атом за атомом

Такая звезда называется белым карликом. Ее плотность составляет примерно 1 тонну на чайную ложку – представьте себе внедорожник, сжатый до размеров кубика сахара. Единственный источник энергии, оставшийся у такой звезды, – это тепло, которое она сохранила в своей предсмертной агонии из беспорядочных ядерных реакций. Она становится подобна угольку в камине, медленно излучающему тепловую энергию в пространство – сперва, когда она впервые раскрывается, отбросив внешние слои, это происходит при температуре 100 000 К или еще более высокой, но постепенно, по мере излучения тепла, температура становится все меньше и меньше. В сущности, ее масса уже исключена из цикла рождения и смерти звезд в Галактике. И несмотря на вероятность того, что во время последних пульсаций звезды часть произведенного ею Углерода будет извлечена и выброшена в космос вместе с ее изначальными внешними слоями, вряд ли можно сказать, что это хоть в какой-то мере обогатит Вселенную новыми атомами.
Большинство звезд Млечного Пути изначально уступают Солнцу по массе, и все они следуют очень похожему жизненному циклу. Это кажется нелогичным, но чем меньше масса звезды, тем больше времени требуется для ее эволюции4. Даже первое поколение звезд во Вселенной, начавших свою жизнь с массой менее 80 % массы Солнца, все еще находятся в фазе горения Водорода. Если бы все звезды следовали этому сценарию, мы бы просто не смогли его обсуждать, потому что первичный Водород, Гелий и Литий изменились бы только за счет добавления крошечной доли Углерода, а Галактика была бы усеяна трупами белых карликов. К счастью для нас, более массивные звезды живут более драматичной жизнью.
 Звездные кузницы: вклад массивных звезд 
Для звезд, масса которых уже в начале их жизни в несколько раз превышает массу Солнца, производство Углерода – это не конец пути. Излишек массы повышает плотность и температуру настолько, что часть Углерода на внешнем крае ядра может реагировать с Водородом в оболочке H → He и производить Азот посредством трех первых этапов CNO‐цикла (см. рамку 16.1). Кроме того, если температура становится достаточно высокой, ядра Гелия могут сливаться с Углеродом и образовывать Кислород, Неон и Магний (четные элементы 8, 10 и 12, к которым на каждом этапе добавляются два протона и два нейтрона: 12C + n × 4He → 16O, 20Ne и 24Mg, где n = 1, 2 или 3). Эти реакции чрезвычайно чувствительны к температуре: она соизмеряется как Т в сороковой степени (Т40), так что ее повышение на 5 % приводит к увеличению скорости сгорания на 700 % и, следовательно, к такому же возрастанию в производстве энергии. Однако для звезд, исходная масса которых примерно в восемь раз больше массы Солнца, конечный результат один и тот же: пульсационная нестабильность, выброс внешних слоев и смерть, оставляющая лишь труп белого карлика. Опять же, часть недавно синтезированного вещества может попасть в космос во время предсмертной агонии звезд (поскольку белый карлик должен иметь массу менее 1,4 солнечной массы, большая часть исходной массы звезды теряется в процессе), но существенная доля этих элементов попадает «под замок» и никогда больше не принимает участия в циклах рождения и смерти звезд.
Однако у звезд, чья исходная масса вещества превышает восемь солнечных масс, жизнь гораздо более интересна. Как мы уже отмечали в этой главе, несмотря на то, что у них гораздо больше ядерного топлива, чем у звезд с меньшей массой, они используют его расточительно, генерируя энергию в тысячи и сотни тысяч раз быстрее, чем звезды «солнечного» типа. Поэтому их жизнь соразмерно короче – звезда с массой 25 солнечных масс живет менее 7 миллионов лет.
Как и для всех звезд, даже для такого гиганта, первый шаг – это синтез Водорода в Гелий. Он начинается, когда температура ядра достигает примерно 14 миллионов К, и длится примерно 6 миллионов лет. Потом, как и у Солнца, Гелий производит Углерод, что начинается при температуре в 100 миллионов кельвинов и длится всего 700 000 лет. Затем звездный Углерод превращается в Кислород, Неон и Магний, как в звездах с массой от 3 до 8 солнечных, начиная с температур 500 миллионов кельвинов, но на этом дело не заканчивается. Под воздействием жара, при температуре 1,2 миллиарда кельвинов, Неон также может превратиться в Магний. Но к этому времени образующиеся фотоны имеют настолько высокую энергию, что могут отделить ядро Гелия от ядер Неона и произвести больше Кислорода.
 
20Ne + γ → 16O + 4He
Именно поэтому Кислород стал третьим по распространенности элементом во Вселенной.
И процесс продолжается. Кислород и Неон становятся топливом при температуре 1,5 миллиарда кельвинов и образуют Серу, Кремний и Аргон; этот цикл завершается всего за 3 месяца. Затем, в последние несколько дней жизни звезды, Кремний становится топливом (при Т = 3 миллиарда К) и производит Железо (а также немного Хрома и Никеля). Поскольку Железо – это всего лишь 26-й элемент Периодической таблицы, можно предположить, что процесс способен продолжаться, создавая все более и более тяжелые элементы. Однако один изотоп Железа, 56Fe, представляет собой наиболее стабильное расположение протонов и нейтронов. До этого момента каждое новое образующееся ядро было более стабильным, чем его предшественник, и поэтому при реакции выделялась энергия, которая испускалась из ядра и удерживала звезду, не позволяя силам гравитации ее разрушить. Но когда мы добираемся до 56Fe, энергии больше не остается – добавление нейтрона, протона или ядра Гелия делает новое ядро менее стабильным, поэтому оно поглощает, а не излучает энергию.
Для звезды это становится катастрофой. После миллионов лет, в течение которых последовательность ядерных реакций генерировала вытекающую энергию, противостоящую гравитационному притяжению, наступает момент, и энергия внезапно начинает высасываться из центра звезды, когда та пытается сжечь Железо и превратить его в Кобальт. Менее чем за секунду ядро звезды, содержащее от 1 до 2 солнечных масс вещества, взрывается, превращаясь из тела размером с Землю в сферу размером с Манхэттен. В результате коллапса за эту секунду высвобождается больше энергии, чем Солнце произведет за всю свою 11-миллиардную жизнь. А большое количество энергии, высвободившейся в определенном месте в определенный момент времени, обычно называют взрывом – в данном случае мы называем его сверхновой: внешние слои звезды выбрасываются в космос со скоростью 30 000 км/с (примерно одна десятая скорости света, при которой можно за полсекунды добраться от Нью-Йорка в Сидней).
Именно в ходе этих событий все элементы, от Бериллия до Железа, созданные за короткую жизнь звезды, возвращаются обратно в межзвездное пространство. Некоторые из этих ядер радиоактивны, как и изотоп Алюминия 26Al, который сформировал астероиды в нашей Солнечной системе, о чем мы говорили в главе 15, и Титан‐44 (44Ti), обнаруженный при помощи спутника NuSTAR на месте недавних звездных взрывов5. Непосредственные измерения продуктов распада этих изотопов и выявление в рентгеновском диапазоне электронных переходов от других стабильных элементов, возникавших на протяжении всей жизни звезды, однозначно свидетельствуют о том, что атомы тяжелее Лития образуются внутри звезд и распространяются в результате взрывов сверхновых.
Как мы уже отмечали, для того чтобы сделать шестьдесят восемь элементов тяжелее Железа, требуется затратить энергию. Однако взрыв сверхновой дает много дополнительной энергии, и некоторые из этих элементов, более тяжелых (и гораздо более редких), производятся во время самого взрыва. В результате облака межзвездного газа, из которых формируются новые поколения звезд, обогащаются всем набором химических элементов, из которых состоят планеты и луны, кометы и астероиды, секвойи и студенты. И, как верно заметил Карл Саган в своей бессмертной фразе, все мы – звездная пыль.